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(48) Doris

Asteroid des Hauptgürtels

(48) Doris ist ein Asteroid des äußeren Hauptgürtels, der am 19. September 1857 vom deutsch-französischen Astronomen Hermann Mayer Salomon Goldschmidt in Paris entdeckt wurde.

Asteroid
(48) Doris
Berechnetes 3D-Modell von (48) Doris
Berechnetes 3D-Modell von (48) Doris
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Eigenschaften des Orbits Animation
Epoche: 17. Oktober 2024 (JD 2.460.600,5)
Orbittyp Äußerer Hauptgürtel
Asteroidenfamilie
Große Halbachse 3,112 AE
Exzentrizität 0,067
Perihel – Aphel 2,905 AE – 3,319 AE
Perihel – Aphel  AE –  AE
Neigung der Bahnebene 6,6°
Länge des aufsteigenden Knotens 183,4°
Argument der Periapsis 251,1°
Zeitpunkt des Periheldurchgangs 21. September 2023
Siderische Umlaufperiode 5 a 179 d
Siderische Umlaufzeit {{{Umlaufdauer}}}
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit km/s
Mittlere Orbital­geschwin­digkeit 16,87 km/s
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 216,5 ± 4,8 km
Abmessungen {{{Abmessungen}}}
Masse Vorlage:Infobox Asteroid/Wartung/Masse kg
Albedo 0,07
Mittlere Dichte g/cm³
Rotationsperiode 11 h 53 min
Absolute Helligkeit 7,1 mag
Spektralklasse {{{Spektralklasse}}}
Spektralklasse
(nach Tholen) 		CG
Spektralklasse
(nach SMASSII) 		Ch
Geschichte
Entdecker H. M. S. Goldschmidt
Datum der Entdeckung 19. September 1857
Andere Bezeichnung 1857 SA, 1948 FE
Quelle: Wenn nicht einzeln anders angegeben, stammen die Daten vom JPL Small-Body Database. Die Zugehörigkeit zu einer Asteroidenfamilie wird automatisch aus der AstDyS-2 Datenbank ermittelt. Bitte auch den Hinweis zu Asteroidenartikeln beachten.

Der Asteroid wurde benannt nach der Meeresnymphe Doris, einer Okeanide, Tochter der Titanen Okeanos und Tethys. Doris heiratete ihren Bruder Nereus, dem sie die Meeresnymphen der Nereiden gebar, etwa fünfzig an der Zahl. Die Benennung erfolgte durch den französischen Geologen Léonce Élie de Beaumont. Er wählte den Namen aus einer Liste von Vorschlägen von Jacques Babinet, Sekretär der Pariser Académie des sciences, aus. Beaumont schlug auch die Bezeichnung deux Jumelles (die beiden Zwillinge) für (48) Doris und (49) Pales vor, die beide von Goldschmidt in derselben Nacht entdeckt wurden – ein zur damaligen Zeit einmaliges Ereignis.

Aus Ergebnissen der IRAS Minor Planet Survey (IMPS) wurden 1992 Angaben zu Durchmesser und Albedo für zahlreiche Asteroiden abgeleitet, darunter auch (48) Doris, für die damals Werte von 221,8 km bzw. 0,06 erhalten wurden.[1] Aus den Beobachtungsdaten einer Bedeckung des Sterns SAO 161849 durch (48) Doris am 14. Oktober 1999 konnte ein elliptischer Querschnitt des Asteroiden mit Achsen von 267 × 107 km abgeleitet werden.[2] Eine Auswertung von Beobachtungen durch das Projekt NEOWISE im nahen Infrarot führte 2011 zu vorläufigen Werten für den Durchmesser und die Albedo im sichtbaren Bereich von 223,4 km bzw. 0,06.[3] Nach neuen Messungen mit NEOWISE wurden die Werte 2014 auf 216,5 km bzw. 0,07 geändert.[4] Nach der Reaktivierung von NEOWISE im Jahr 2013 und Registrierung neuer Daten wurden die Werte 2015 zunächst mit 165,4 km bzw. 0,06 angegeben[5] und dann 2016 korrigiert zu 192,9 oder 195,1 km bzw. 0,05, diese Angaben beinhalten aber alle hohe Unsicherheiten.[6] Mit einer Auswertung von 2 Sternbedeckungen durch den Asteroiden konnte in einer Untersuchung von 2020 ein Durchmesser von 209,5 ± 3,5 km bestimmt werden.[7]

Photometrische Beobachtungen des Asteroiden erfolgten erstmals vom 30. August bis 3. September 1978 am Table Mountain Observatory in Kalifornien. Da die aufgezeichnete Lichtkurve in jeder der drei Beobachtungsnächte gleich erschien, wurde für die Rotationsperiode ein ganzzahliger Bruchteil eines Tages angenommen, ein Wert von etwa 8 Stunden konnte dabei aber ausgeschlossen werden. Am wahrscheinlichsten erschien ein Wert von 11,89 h.[8] Kurz darauf erfolgten auch Beobachtungen vom 28. bis 30. September 1978 am La-Silla-Observatorium in Chile. Hier wurde aus den Messungen eine Periode von 11,90 h abgeleitet. Auch nach einer Kombination mit den zuvor gemessenenen Daten waren aber aufgrund der Periodizität nahe bei einem halben Tag immer noch etwa 13 % der gesamten Lichtkurve unbeobachtet.[9] Bei neuen Beobachtungen vom 9. bis 11. Januar 1980 am La-Silla-Observatorium konnte wieder nur ein Teilstück der Lichtkurve erfasst werden, aus dem eine Rotationsperiode von 11,88 h abgeleitet wurde.[10]

Berechnetes 3D-Modell von (48) Doris

Bei Asteroiden mit Rotationsperioden von ungefähr einem ganzzahligen Bruchteil eines Erdtag kann an einem Observatorium oft nur eine unvollständige Lichtkurve aufgenommen werden, da in jeder Nacht immer wieder derselbe Abschnitt der Lichtkurve erfasst wird. Nachdem über 20 Jahre keine Beobachtung von (48) Doris mehr erfolgt war, wurde daher in einer koordinierten Zusammenarbeit zwischen dem Hunters Hill Observatory in Australien und dem Organ Mesa Observatory in New Mexico vom 18. Mai bis 8. Juni 2009 eine sehr detaillierte und vollständige Lichtkurve aufgezeichnet, aus der ein verbesserter Wert für die Rotationsperiode von 11,8906 h bestimmt wurde.[11]

Die Auswertung von 31 vorliegenden Lichtkurven und zusätzlichen Daten der Lowell Photometric Database ermöglichte dann in einer Untersuchung von 2016 die Erstellung eines dreidimensionalen Gestaltmodells des Asteroiden für zwei alternative Positionen der Rotationsachse mit prograder Rotation und einer Periode von 11,89010 h.[12] Mit dem neuen Algorithmus All-Data Asteroid Modeling (ADAM) wurde dann 2017 ein Gestaltmodell erstellt, das alle verfügbaren photometrischen Daten in Verbindung mit hochaufgelösten Infrarot-Aufnahmen des Keck-II-Teleskops auf Hawaiʻi vom Juni 2003 und vom Juni 2010 reproduziert. Für die Rotationsachse wurde aus den bisherigen Alternativen eine eindeutige und verbesserte Position bestimmt und die Rotationsperiode zu 11,89010 h berechnet. Für die Größe wurde ein volumenäquivalenter Durchmesser von 223 ± 23 km abgeleitet.[13]

Aufnahme von (48) Doris durch das Very Large Telescope (VLT) am 29. November 2017

Mit dem Weltraumteleskop Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) konnten während dessen Durchmusterung des Südhimmels 2018 bis 2019 auch Objekte des Sonnensystems beobachtet werden. Dabei wurden auch die Lichtkurven von fast 10.000 Asteroiden aufgezeichnet. Für (48) Doris wurde aus Messungen etwa vom 2. bis 27. Februar 2019 eine Rotationsperiode von 11,8877 h abgeleitet.[14]

Abschätzungen von Masse und Dichte für den Asteroiden (48) Doris aufgrund von gravitativen Beeinflussungen auf Testkörper hatten in einer Untersuchung von 2012 eine Masse von etwa 6,12·1018 kg ergeben, was mit einem angenommenen Durchmesser von etwa 212 km zu einer Dichte von 1,23 g/cm³ führte bei einer Porosität von 45 %. Diese Werte besitzen eine hohe Unsicherheit im Bereich von ±50 %.[15] Ein umfangreiches Programm der Europäischen Südsternwarte (ESO) zielte darauf ab, die 3D-Form und damit die Dichte von großen Hauptgürtel-Asteroiden zu ermitteln, um ihre Entstehung und Entwicklung besser zu belegen. Es wurden dazu mit dem adaptiven Optikinstrument SPHERE des Very Large Telescope (VLT) am Paranal-Observatorium in Chile hochauflösende Bilder von 42 großen (D > 100 km) Hauptgürtel-Asteroiden aufgenommen, darunter auch (48) Doris. Neben hochaufgelösten Bildern des Asteroiden konnten in der finalen Auswertung 2022 unter anderem folgende Daten erfasst werden:[16]

  • Mittlerer Durchmesser 215 ± 3 km
  • Abmessungen in drei Achsen 257 × 211 × 185 km
  • Masse 6,9·1018 kg
  • Dichte 1,32 g/cm³
  • Albedo 0,07
  • Rotationsperiode 11,890105 h
  • Position der Rotationsachse mit prograder Rotation

Neue Auswertungen von Gaia DR3-Daten einer Begegnung von (48) Doris mit dem Asteroiden (181181) 2005 SZ85 am 16. September 2019 bis auf etwa 164.000 km bei einer Relativgeschwindigkeit von 2,2 km/s ergaben in einer Untersuchung von 2023 genauere Werte für die Masse und die Dichte von (48) Doris von 6,71·1018 kg bzw. 1,29 g/cm³.[17]

Siehe auch

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Einzelnachweise

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  1. ↑ E. F. Tedesco, P. V. Noah, M. Noah, S. D. Price: The Supplemental IRAS Minor Planet Survey. In: The Astronomical Journal. Band 123, Nr. 2, 2002, S. 1056–1085, doi:10.1086/338320 (PDF; 398 kB).
  2. ↑ M. D. Overbeek: Occultation of SAO 161849 by 48 Doris, 1999 October 14. In: Monthly Notes of the Astronomical Society of South Africa. Band 59, Nr. 1 & 2, 2000, S. 4–5, bibcode:2000MNSSA..59....4O (PDF; 99 kB).
  3. ↑ J. R. Masiero, A. K. Mainzer, T. Grav, J. M. Bauer, R. M. Cutri, J. Dailey, P. R. M. Eisenhardt, R. S. McMillan, T. B. Spahr, M. F. Skrutskie, D. Tholen, R. G. Walker, E. L. Wright, E. DeBaun, D. Elsbury, T. Gautier IV, S. Gomillion, A. Wilkins: Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. I. Preliminary Albedos and Diameters. In: The Astrophysical Journal. Band 741, Nr. 2, 2011, S. 1–20, doi:10.1088/0004-637X/741/2/68 (PDF; 73,0 MB).
  4. ↑ J. R. Masiero, T. Grav, A. K. Mainzer, C. R. Nugent, J. M. Bauer, R. Stevenson, S. Sonnett: Main Belt Asteroids with WISE/NEOWISE. Near-infrared Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 791, Nr. 2, 2014, S. 1–11, doi:10.1088/0004-637X/791/2/121 (PDF; 1,10 MB).
  5. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Masiero, J. Bauer, R. M. Cutri, T. Grav, E. Kramer, S. Sonnett, R. Stevenson, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year One: Preliminary Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astrophysical Journal. Band 814, Nr. 2, 2015, S. 1–13, doi:10.1088/0004-637X/814/2/117 (PDF; 1,07 MB).
  6. ↑ C. R. Nugent, A. Mainzer, J. Bauer, R. M. Cutri, E. A. Kramer, T. Grav, J. Masiero, S. Sonnett, E. L. Wright: NEOWISE Reactivation Mission Year Two: Asteroid Diameters and Albedos. In: The Astronomical Journal. Band 152, Nr. 3, 2016, S. 1–12, doi:10.3847/0004-6256/152/3/63 (PDF; 1,34 MB).
  7. ↑ D. Herald, D. Gault, R. Anderson, D. Dunham, E. Frappa, T. Hayamizu, S. Kerr, K. Miyashita, J. Moore, H. Pavlov, S. Preston, J. Talbot, B. Timerson: Precise astrometry and diameters of asteroids from occultations – a data set of observations and their interpretation. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 499, Nr. 3, 2020, S. 4570–4590, doi:10.1093/mnras/staa3077 (PDF; 2,74 MB).
  8. ↑ A. W. Harris, J. W. Young: Asteroid rotation III. 1978 Observations. In: Icarus. Band 43, Nr. 1, 1980, S. 20–32, doi:10.1016/0019-1035(80)90084-6.
  9. ↑ H. J. Schober, A. Schroll: The Asteroids 36 Atalante and 48 Doris: Rotation, UBV-photometry, and Lightcurves. In: Astronomy & Astrophysics. Band 107, Nr. 2, 1982, S. 402–405, bibcode:1982A&A...107..402S (PDF; 88 kB).
  10. ↑ H. Debehogne, C.-I. Lagerkvist, V. Zappalà: Physical studies of asteroids VIII. Photoelectric photometry of the asteroids 42, 48, 93, 105, 145 and 245. In: Astronomy & Astrophysics Supplement Series. Band 50, 1982, S. 277–281, bibcode:1982A&AS...50..277D (PDF; 109 kB).
  11. ↑ D. Higgins, F. Pilcher: Lightcurve Analysis of 48 Doris and 1055 Tynka. In: The Minor Planet Bulletin. Bulletin of the Minor Planets Section of the Association of Lunar and Planetary Observers, Band 36, Nr. 4, 2009, S. 143–144, bibcode:2009MPBu...36..143H (PDF; 258 kB).
  12. ↑ J. Hanuš, J. Ďurech, D. A. Oszkiewicz, R. Behrend, B. Carry, M. Delbo, O. Adam, V. Afonina, R. Anquetin, P. Antonini, L. Arnold, M. Audejean, P. Aurard, M. Bachschmidt, B. Baduel, E. Barbotin, P. Barroy, P. Baudouin, L. Berard, N. Berger, L. Bernasconi, J-G. Bosch, S. Bouley, I. Bozhinova, J. Brinsfield, L. Brunetto, G. Canaud, J. Caron, F. Carrier, G. Casalnuovo, S. Casulli, M. Cerda, L. Chalamet, S. Charbonnel, B. Chinaglia, A. Cikota, F. Colas, J.-F. Coliac, A. Collet, J. Coloma, M. Conjat, E. Conseil, R. Costa, R. Crippa, M. Cristofanelli, Y. Damerdji, A. Debackère, A. Decock, Q. Déhais, T. Déléage, S. Delmelle, C. Demeautis, M. Dróżdż, G. Dubos, T. Dulcamara, M. Dumont, R. Durkee, R. Dymock, A. Escalante del Valle, N. Esseiva, R. Esseiva, M. Esteban, T. Fauchez, M. Fauerbach, M. Fauvaud, S. Fauvaud, E. Forné, C. Fournel, D. Fradet, J. Garlitz, O. Gerteis, C. Gillier, M. Gillon, R. Giraud, J.-P. Godard, R. Goncalves, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, K. Hay, S. Hellmich, S. Heterier, D. Higgins, R. Hirsch, G. Hodosan, M. Hren, A. Hygate, N. Innocent, H. Jacquinot, S. Jawahar, E. Jehin, L. Jerosimic, A. Klotz, W. Koff, P. Korlevic, E. Kosturkiewicz, P. Krafft, Y. Krugly, F. Kugel, O. Labrevoir, J. Lecacheux, M. Lehký, A. Leroy, B. Lesquerbault, M. J. Lopez-Gonzales, M. Lutz, B. Mallecot, J. Manfroid, F. Manzini, A. Marciniak, A. Martin, B. Modave, R. Montaigut, J. Montier, E. Morelle, B. Morton, S. Mottola, R. Naves, J. Nomen, J. Oey, W. Ogłoza, M. Paiella, H. Pallares, A. Peyrot, F. Pilcher, J.-F. Pirenne, P. Piron, M. Polińska, M. Polotto, R. Poncy, J. P. Previt, F. Reignier, D. Renauld, D. Ricci, F. Richard, C. Rinner, V. Risoldi, D. Robilliard, D. Romeuf, G. Rousseau, R. Roy, J. Ruthroff, P. A. Salom, L. Salvador, S. Sanchez, T. Santana-Ros, A. Scholz, G. Séné, B. Skiff, K. Sobkowiak, P. Sogorb, F. Soldán, A. Spiridakis, E. Splanska, S. Sposetti, D. Starkey, R. Stephens, A. Stiepen, R. Stoss, J. Strajnic, J.-P. Teng, G. Tumolo, A. Vagnozzi, B. Vanoutryve, J. M. Vugnon, B. D. Warner, M. Waucomont, O. Wertz, M. Winiarski, M. Wolf: New and updated convex shape models of asteroids based on optical data from a large collaboration network. In: Astronomy & Astrophysics. Band 586, A108, 2016, S. 1–24, doi:10.1051/0004-6361/201527441 (PDF; 493 kB).
  13. ↑ M. Viikinkoski, J. Hanuš, M. Kaasalainen, F. Marchis, J. Ďurech: Adaptive optics and lightcurve data of asteroids: twenty shape models and information content analysis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 607, A117, 2017, S. 1–14, doi:10.1051/0004-6361/201731456 (PDF; 2,64 MB).
  14. ↑ A. Pál, R. Szakáts, Cs. Kiss, A. Bódi, Zs. Bognár, Cs. Kalup, L. L. Kiss, G. Marton, L. Molnár, E. Plachy, K. Sárneczky, Gy. M. Szabó, R. Szabó: Solar System Objects Observed with TESS – First Data Release: Bright Main-belt and Trojan Asteroids from the Southern Survey. In: The Astrophysical Journal Supplement Series. Band 247, Nr. 1, 2020, S. 1–41, doi:10.3847/1538-4365/ab64f0 (PDF; 1,06 MB).
  15. ↑ B. Carry: Density of Asteroids. In: Planetary and Space Science. Band 73, Nr. 1, 2012, S. 98–118, doi:10.1016/j.pss.2012.03.009 (arXiv-Preprint: PDF; 5,41 MB).
  16. ↑ P. Vernazza, M. Ferrais, L. Jorda, J. Hanuš, B. Carry, M. Marsset, M. Brož, R. Fetick, M. Viikinkoski, F. Marchis, F. Vachier, A. Drouard, T. Fusco, M. Birlan, E. Podlewska-Gaca, N. Rambaux, M. Neveu, P. Bartczak, G. Dudziński, E. Jehin, P. Beck, J. Berthier, J. Castillo-Rogez, F. Cipriani, F. Colas, C. Dumas, J. Ďurech, J. Grice, M. Kaasalainen, A. Kryszczynska, P. Lamy, H. Le Coroller, A. Marciniak, T. Michalowski, P. Michel, T. Santana-Ros, P. Tanga, A. Vigan, O. Witasse, B. Yang, P. Antonini, M. Audejean, P. Aurard, R. Behrend, Z. Benkhaldoun, J. M. Bosch, A. Chapman, L. Dalmon, S. Fauvaud, Hiroko Hamanowa, Hiromi Hamanowa, J. His, A. Jones, D.-H. Kim, M.-J. Kim, J. Krajewski, O. Labrevoir, A. Leroy, F. Livet, D. Molina, R. Montaigut, J. Oey, N. Payre, V. Reddy, P. Sabin, A. G. Sanchez, L. Socha: VLT/SPHERE imaging survey of the largest main-belt asteroids: Final results and synthesis. In: Astronomy & Astrophysics. Band 654, A56, 2021, S. 1–8, doi:10.1051/0004-6361/202141781 (PDF; 24,0 MB).
  17. ↑ F. Li (李凡), Y. Yuan (袁烨), Y. Fu (傅燕宁), J. Chen (陈健): Dynamical Masses of 20 Asteroids Determined with Gaia DR3 Asteroid Observations. In: The Astronomical Journal. Band 166, Nr. 3, 2023, S. 1–9, doi:10.3847/1538-3881/ace52b (PDF; 595 kB).
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